Сверхяркая сверхновая
( Сверхяркая сверхновая SLSN , множественное число super luminous supernovae или SLSNe ) — тип звездного взрыва со светимостью в 10 и более раз выше, чем у стандартных сверхновых . [1] Как и сверхновые , SLSNe, по-видимому, производятся по нескольким механизмам, что легко обнаружить по их кривым блеска и спектрам . Существует множество моделей того, какие условия могут вызвать SLSN, включая коллапс ядра особенно массивных звезд , миллисекундные магнетары , взаимодействие с околозвездным материалом (модель CSM) или сверхновые с парной нестабильностью .
Первая подтвержденная сверхяркая сверхновая, связанная с гамма-всплеском, не была обнаружена до 2003 года, когда GRB 030329 осветил созвездие Льва. [2] SN 2003dh представляла собой смерть звезды, в 25 раз более массивной, чем Солнце, при этом материал выбрасывался со скоростью, превышающей десятую скорость света. [3]
Звезды с M ≥ 40 M ☉, вероятно, произведут сверхяркие сверхновые. [4]
Классификация
[ редактировать ]Открытия многих SLSN в 21 веке показали, что они не только были на порядок ярче, чем большинство сверхновых, но и маловероятно, что их остатки питались от типичного радиоактивного распада, который отвечает за наблюдаемую энергию обычных сверхновых. [ нужна проверка ]
В событиях SSLNe используется отдельная схема классификации, чтобы отличить их от обычных сверхновых типа Ia , типа Ib/Ic и типа II . [5] грубое различие между спектральными признаками событий, богатых и бедных водородом. [ нужна проверка ]
Богатые водородом SLSNe классифицируются как SLSN-II типа, при этом наблюдаемое излучение проходит через меняющуюся непрозрачность толстой расширяющейся водородной оболочки. Большинство событий с низким содержанием водорода классифицируются как Тип SLSN-I, при этом видимое излучение создается большой расширяющейся оболочкой материала, питаемой неизвестным механизмом. Третья, менее распространенная группа SLSNe также бедна водородом и аномально светится, но явно питается от радиоактивности от 56 В . [6] [ нужна проверка ]
Все большее число открытий показывает, что некоторые SLSN не полностью вписываются в эти три класса, поэтому были описаны дополнительные подклассы или уникальные события. Многие или все SLSN-I демонстрируют спектры без водорода или гелия, но имеют кривые блеска, сравнимые с кривыми блеска обычных сверхновых типа Ic, и теперь классифицируются как SLSN-Ic. [7] PS1-10afx — это необычно красная безводородная SLSN с чрезвычайно быстрым подъемом до почти рекордной пиковой светимости и необычайно быстрым спадом. [8] PS1-11ap похож на SLSN типа Ic, но имеет необычно медленный подъем и спад. [7]
Астрофизические модели
[ редактировать ]Для объяснения событий, которые на порядок и более превосходят стандартные сверхновые, было предложено множество причин. Модели коллапсара и CSM (околозвездного материала) общеприняты, и ряд событий хорошо наблюдается. Другие модели до сих пор принимаются лишь предварительно или остаются полностью теоретическими.
Модель Коллапсара
[ редактировать ]
Модель коллапсара — это тип сверхяркой сверхновой, которая порождает гравитационно-коллапсированный объект или черную дыру . Слово «коллапсар», сокращение от «коллапсирующая звезда », ранее использовалось для обозначения конечного продукта звездного гравитационного коллапса — черной дыры звездной массы . Сейчас это слово иногда используется для обозначения конкретной модели коллапса быстро вращающейся звезды. Когда коллапс ядра происходит в звезде, ядро которой примерно в пятнадцать раз превышает массу Солнца ( M ☉ ) — хотя химический состав и скорость вращения также имеют значение — энергии взрыва недостаточно, чтобы выбросить внешние слои звезды, и это произойдет. коллапс в черную дыру без видимой вспышки сверхновой.
Звезда с массой ядра немного ниже этого уровня — в диапазоне 5–15 M ☉ — подвергнется взрыву сверхновой, но такая большая часть выброшенной массы падает обратно на остаток ядра, что оно все равно коллапсирует в черную дыру. Если такая звезда вращается медленно, то она произведет слабую сверхновую, но если звезда вращается достаточно быстро, то возврат к черной дыре приведет к образованию релятивистских джетов . Энергия, которую эти струи передают выброшенной оболочке, делает видимую вспышку значительно более яркой, чем стандартная сверхновая. Струи также излучают частицы высокой энергии и гамма-лучи непосредственно наружу и тем самым производят рентгеновские или гамма-всплески; струи могут длиться несколько секунд или дольше и соответствуют длительным гамма-всплескам, но они, по-видимому, не объясняют кратковременные гамма-всплески.
Звезды с ядрами 5–15 M ☉ имеют приблизительную общую массу 25–90 M ☉ , если предположить, что звезда не претерпела значительной потери массы. Такая звезда все еще будет иметь водородную оболочку и взорвется как сверхновая типа II. Слабые сверхновые типа II наблюдались, но не было определенных кандидатов на роль SLSN типа II (за исключением типа IIn, которые не считаются реактивными сверхновыми). Только звезды III с самой низкой металличностью достигнут этой стадии своей жизни с небольшой потерей массы. У других звезд, включая большинство видимых нами, большая часть внешних слоев будет снесена из-за их высокой светимости и они станут звездами Вольфа-Райе . Некоторые теории предполагают, что они произведут сверхновые либо типа Ib, либо типа Ic, но ни одно из этих событий до сих пор не наблюдалось в природе. Многие наблюдаемые SLSNe, вероятно, относятся к типу Ic. Те, что связаны с гамма-всплесками, почти всегда относятся к типу Ic и являются очень хорошими кандидатами на образование релятивистских джетов в результате возврата к черной дыре. Однако не все SLSNe типа Ic соответствуют наблюдаемым гамма-всплескам, но события можно было бы увидеть только в том случае, если бы одна из струй была направлена на нас.
В последние годы большое количество наблюдательных данных о длительных гамма-всплесках значительно расширило наше понимание этих событий и прояснило, что модель коллапсара производит взрывы, которые лишь в деталях отличаются от более или менее обычных сверхновых и имеют диапазон энергий от примерно нормального. примерно в 100 раз больше.
Хорошим примером коллапсарной SLSN является SN 1998bw , [9] который был связан с гамма-всплеском GRB 980425 . Ее классифицируют как сверхновую типа Ic из-за ее отличительных спектральных свойств в радиоспектре , указывающих на наличие релятивистской материи.
Модель околозвездного материала
[ редактировать ]Почти все наблюдаемые SLSNe имели спектры, подобные сверхновым типа Ic или типа IIIn. Считается, что SLSNe типа Ic производятся струями, возвращающимися в черную дыру, но SLSNe типа IIn имеют существенно разные кривые блеска и не связаны с гамма-всплесками. Все сверхновые типа IIn заключены в плотную туманность, вероятно, выброшенную из самой звезды-прародительницы, и считается, что именно это околозвездное вещество (CSM) является причиной дополнительной светимости. [10] Когда материал, выброшенный при первоначальном нормальном взрыве сверхновой, встречает плотный туманный материал или пыль вблизи звезды, ударная волна эффективно преобразует кинетическую энергию в видимое излучение. Этот эффект значительно усиливает эти продолжительные и чрезвычайно яркие сверхновые, хотя начальная энергия взрыва была такой же, как и у обычных сверхновых.
Хотя любой тип сверхновой потенциально может произвести тип IIIn SLSNe, теоретические ограничения на размеры и плотность окружающего CSM предполагают, что он почти всегда будет производиться из самой центральной звезды-прародителя непосредственно перед наблюдаемым событием сверхновой. Такие звезды, вероятно, являются кандидатами в гипергиганты или LBV, которые, по-видимому, претерпевают значительную потерю массы из-за нестабильности Эддингтона , например, SN2005gl . [11]
Сверхновая с парной нестабильностью
[ редактировать ]Другой тип предполагаемой SLSN — сверхновая с парной нестабильностью , SN 2006gy [12] возможно, это первый наблюдаемый пример. Это событие сверхновой наблюдалось в галактике на расстоянии около 238 миллионов световых лет (73 мегапарсека ) от Земли.
Теоретическая основа коллапса парной нестабильности известна уже многие десятилетия. [13] и был предложен в качестве доминирующего источника элементов с более высокой массой в ранней Вселенной, когда взорвались сверхмассивные звезды населения III . В сверхновой с парной нестабильностью эффект образования пар вызывает внезапное падение давления в ядре звезды, что приводит к быстрому частичному коллапсу. Гравитационная потенциальная энергия коллапса вызывает неконтролируемое слияние ядра, которое полностью разрушает звезду, не оставляя остатков.
Модели показывают, что это явление происходит только у звезд с чрезвычайно низкой металличностью и массой примерно в 130–260 раз больше солнечной, что делает его крайне маловероятным в локальной Вселенной. Хотя изначально предполагалось, что взрывы SLSN будут в сотни раз мощнее, чем у обычной сверхновой, современные модели предсказывают, что на самом деле они производят светимость от примерно такой же, как у обычной сверхновой с коллапсом ядра, до, возможно, в 50 раз ярче, хотя и остаются яркими гораздо дольше. [14]
Высвобождение энергии магнетара
[ редактировать ]Модели создания и последующего замедления вращения магнетара дают гораздо более высокую светимость, чем обычная сверхновая. [15] [16] события и соответствуют наблюдаемым свойствам [17] [18] хоть какого-нибудь СЛСНе. В тех случаях, когда сверхновая с парной нестабильностью может не подходить для объяснения SLSN, [19] объяснение магнетаром более правдоподобно.
Другие модели
[ редактировать ]До сих пор существуют модели взрывов SLSN, возникающих из двойных систем, белых карликов или нейтронных звезд, находящихся в необычном расположении или подвергающихся слиянию, и некоторые из них, как предполагается, объясняют некоторые наблюдаемые гамма-всплески.
См. также
[ редактировать ]
- AT2018корова
- Прародители гамма-всплесков - типы небесных объектов, которые могут излучать гамма-всплески.
- Гиперновая - сверхновая, выбрасывающая большую массу с необычно высокой скоростью.
- Кварковая звезда - компактная экзотическая звезда, образующая материю, состоящую в основном из кварков.
- Кварк-новая - Гипотетический сильный взрыв, возникший в результате превращения нейтронной звезды в кварковую звезду.
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Макфадьен (2001). «Сверхновые, джеты и коллапсары». Астрофизический журнал . 550 (1): 410–425. arXiv : astro-ph/9910034 . Бибкод : 2001ApJ...550..410M . дои : 10.1086/319698 . S2CID 1673646 .
- ^ Дадо (2003). «Сверхновая, связанная с GRB 030329». Астрофизический журнал . 594 (2): Л89–92. arXiv : astro-ph/0304106 . Бибкод : 2003ApJ...594L..89D . дои : 10.1086/378624 . S2CID 10668797 .
- ^ Крель (2009). История ударных волн, взрывов и ударов . Бибкод : 2009hswe.book.....K .
- ^ Хегер (2003). «Как массивные звезды заканчивают свою жизнь». Астрофизический журнал . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph/0212469 . Бибкод : 2003ApJ...591..288H . дои : 10.1086/375341 . S2CID 59065632 .
- ^ Куимби, РМ; Кулкарни, СР; Касливал, ММ; Гал-Ям, А.; Аркави, И.; Салливан, М.; Ньюджент, П.; Томас, Р.; Хауэлл, округ Колумбия; и др. (2011). «Сверхсветящиеся звездные взрывы с низким содержанием водорода». Природа . 474 (7352): 487–9. arXiv : 0910.0059 . Бибкод : 2011Natur.474..487Q . дои : 10.1038/nature10095 . ПМИД 21654747 . S2CID 4333823 .
- ^ Гал-Ям, Авишай (2012). «Светящиеся сверхновые». Наука . 337 (6097): 927–32. arXiv : 1208.3217 . Бибкод : 2012Sci...337..927G . дои : 10.1126/science.1203601 . ПМИД 22923572 . S2CID 206533034 .
- ^ Перейти обратно: а б Маккрам, М.; Смартт, С.Дж.; Котак, Р.; Рест, А.; Джеркстранд, А.; Инсерра, К.; Родни, ЮАР; Чен, Т.-В.; Хауэлл, округ Колумбия; и др. (2013). «Сверхяркая сверхновая PS1-11ap: преодоление разрыва между низким и высоким красным смещением» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 437 (1): 656–674. arXiv : 1310.4417 . Бибкод : 2014МНРАС.437..656М . дои : 10.1093/mnras/stt1923 . S2CID 119224139 .
- ^ Чорнок, Р.; Бергер, Э.; Рест, А.; Милисавлевич, Д.; Луннан, Р.; Фоли, Р.Дж.; Содерберг, AM ; Смартт, С.Дж.; Бургассер, Адам Дж.; и др. (2013). «PS1-10afx при z = 1,388: открытие Pan-STARRS1 нового типа сверхяркой сверхновой». Астрофизический журнал . 767 (2): 162. arXiv : 1302.0009 . Бибкод : 2013ApJ...767..162C . дои : 10.1088/0004-637X/767/2/162 . S2CID 35006667 .
- ^ Фудзимото, СИ; Нисимура, Н.; Хасимото, Массачусетс (2008). «Нуклеосинтез в магнитно-управляемых струях из коллапсаров». Астрофизический журнал . 680 (2): 1350–1358. arXiv : 0804.0969 . Бибкод : 2008ApJ...680.1350F . дои : 10.1086/529416 . S2CID 118559576 .
- ^ Смит, Н.; Чорнок, Р.; Ли, В.; Ганешалингам, М.; Сильверман, Дж. М.; Фоли, Р.Дж.; Филиппенко А.В.; Барт, Эй Джей (2008). «SN 2006tf: Извержения-предвестники и оптически плотный режим чрезвычайно ярких сверхновых типа II». Астрофизический журнал . 686 (1): 467–484. arXiv : 0804.0042 . Бибкод : 2008ApJ...686..467S . дои : 10.1086/591021 . S2CID 16857223 .
- ^ Гал-Ям, А.; Леонард, округ Колумбия (2009). «Массивная звезда-гипергигант как прародительница сверхновой SN 2005gl». Природа . 458 (7240): 865–867. Бибкод : 2009Natur.458..865G . дои : 10.1038/nature07934 . ПМИД 19305392 . S2CID 4392537 .
- ^ Смит, Н.; Чорнок, Р.; Сильверман, Дж. М.; Филиппенко А.В.; Фоли, Р.Дж. (2010). «Спектральная эволюция сверхновой сверхновой типа II 2006gy». Астрофизический журнал . 709 (2): 856–883. arXiv : 0906.2200 . Бибкод : 2010ApJ...709..856S . дои : 10.1088/0004-637X/709/2/856 . S2CID 16959330 .
- ^ Фрейли, GS (1968). «Взрывы сверхновых, вызванные нестабильностью образования пар» (PDF) . Астрофизика и космическая наука . 2 (1): 96–114. Бибкод : 1968Ap&SS...2...96F . дои : 10.1007/BF00651498 . S2CID 122104256 .
- ^ Касен, Д.; Вусли, ЮВ; Хегер, А. (2011). «Парная нестабильность сверхновых: кривые блеска, спектры и ударный прорыв». Астрофизический журнал . 734 (2): 102. arXiv : 1101.3336 . Бибкод : 2011ApJ...734..102K . дои : 10.1088/0004-637X/734/2/102 . S2CID 118508934 .
- ^ Вусли, ЮВ (август 2010 г.). «Яркие сверхновые от рождения магнетара». Письма астрофизического журнала . 719 (2): L204–L207. arXiv : 0911.0698 . Бибкод : 2010ApJ...719L.204W . дои : 10.1088/2041-8205/719/2/L204 . S2CID 118564100 .
- ^ Касен, Дэниел; Билдстен, Ларс (2010). «Кривые блеска сверхновых, основанные на молодых магнетарах». Астрофизический журнал . 717 (1): 245–249. arXiv : 0911.0680 . Бибкод : 2010ApJ...717..245K . дои : 10.1088/0004-637X/717/1/245 . S2CID 118630165 .
- ^ Инсерра, К.; Смартт, С.Дж.; Джеркстранд, А.; Валенти, С.; Фрейзер, М.; Райт, Д.; Смит, К.; Чен, Т.-В.; Котак, Р.; и др. (июнь 2013 г.). «Суперсветящиеся сверхновые: ловля магнетара за хвост». Астрофизический журнал . 770 (2): 128. arXiv : 1304.3320 . Бибкод : 2013ApJ...770..128I . дои : 10.1088/0004-637X/770/2/128 . S2CID 13122542 .
- ^ Хауэлл, округ Колумбия; Касен, Д.; Лидман, К.; Салливан, М.; Конли, А.; Астье, П.; Балланд, К.; Карлберг, Р.Г.; Фуше, Д.; и др. (октябрь 2013 г.). «Две сверхяркие сверхновые из ранней Вселенной, обнаруженные в ходе исследования наследия сверхновых». Астрофизический журнал . 779 (2): 98. arXiv : 1310.0470 . Бибкод : 2013ApJ...779...98H . дои : 10.1088/0004-637X/779/2/98 . S2CID 119119147 .
- ^ Николл, М.; Смартт, С.Дж.; Джеркстранд, А.; Инсерра, К.; Маккрам, М.; Котак, Р.; Фрейзер, М.; Райт, Д.; Чен, Т.-В.; и др. (октябрь 2013 г.). «Медленно затухающие сверхяркие сверхновые, не являющиеся взрывами парной нестабильности». Природа . 502 (7471): 346–9. arXiv : 1310.4446 . Бибкод : 2013Natur.502..346N . дои : 10.1038/nature12569 . ПМИД 24132291 . S2CID 4472977 .
Дальнейшее чтение
[ редактировать ]- Макфадьен, AI; Вусли, SE (1999). «Коллапсары: гамма-всплески и взрывы в« неудавшихся сверхновых » ». Астрофизический журнал . 524 (1): 262–289. arXiv : astro-ph/9810274 . Бибкод : 1999ApJ...524..262M . дои : 10.1086/307790 . S2CID 15534333 .
- Вусли, SE (1993). «Гамма-всплески из дисков аккреции звездной массы вокруг черных дыр». Астрофизический журнал . 405 (1): 273–277. Бибкод : 1993ApJ...405..273W . дои : 10.1086/172359 .
- Пиран, Т. (2004). «Физика гамма-всплесков». Обзоры современной физики . 76 (4): 1143–1210. arXiv : astro-ph/0405503v1 . Бибкод : 2004РвМП...76.1143П . дои : 10.1103/RevModPhys.76.1143 . S2CID 118941182 .
- Хьёрт, Йенс; Соллерман, Йеспер; Мёллер, Палле; Финбо, Йохан П.У.; Вусли, Стэн Э.; Кувелиоту, Крисса; Танвир, Ниал Р.; Грейнер, Йохен; Андерсен, Майкл И.; и др. (2003). «Очень энергичная сверхновая, связанная со вспышкой гамма-излучения 29 марта 2003 г.». Природа . 423 (6942): 847–50. arXiv : astro-ph/0306347 . Бибкод : 2003Natur.423..847H . дои : 10.1038/nature01750 . ПМИД 12815425 . S2CID 4405772 .
Внешние ссылки
[ редактировать ]- Список всех сверхярких сверхновых. Архивировано 7 августа 2020 г. в Wayback Machine в Открытом каталоге сверхновых .
